Magnetorotational collapse of very massive stars to black holes in full general relativity
我们在完全广义相对论中对超大质量恒星的磁旋转坍缩进行了轴对称模拟。我们的模拟适用于超大质量恒星（M > 10^3M_sun）和超大质量Pop III恒星的坍缩。我们用n=3的多面体来模拟我们的初始构型。在这些配置中，磁旋转动能的比率被选择为小的（1%和10%）。我们发现，这样的磁场不影响初始崩溃显着。核心坍缩成一个黑洞，之后采用黑洞切除继续演化足够长的时间，使黑洞达到准稳态。我们发现黑洞的质量为M_h = 0.95 M，自旋参数为J_h/M_h^2 = 0.7，剩余物质在黑洞周围形成一个环面.我们冻结时空度规（“考林近似”），并在黑洞松弛到准静态平衡后继续跟踪环面的演化。在没有磁场的情况下，由于冲击加热，环形体在喷射出少量物质后稳定下来。当有磁场存在时，磁力线会逐渐沿着孔的旋转轴准直。磁流体冲击和磁共振成像产生磁流体湍流的环面和随机吸积到中央黑洞。当磁场很强时，在环面中产生风，环面经历径向振荡，驱动偶发性吸积到洞上。这些振荡产生长波长的引力波，可能被LISA探测到。磁转坍缩的最终状态总是由一个中心黑洞和一个热的厚吸积环组成，黑洞周围有一个准直的磁场。该系统是长时间软伽马射线暴中心引擎的可行候选者。
2007-10-28 astro-ph gr-qc
Magnetorotational supernovae
我们提出了一个超新星爆炸的磁旋转模型的二维模拟结果。核心坍缩后，核心由快速旋转的原中子星和差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间线性增长。环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展所终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压变得与距恒星中心$\sim 10-15$ km的原中子星外围的气压相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩铁芯的包层。它很快转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-01-21 astro-ph
The Effect of Neutrino Radiation on Magnetorotational Instability in Proto-Neutron Stars
中微子辐射在原中子星的动量、热量和轻子输运中起着重要作用。这些扩散过程影响PNS中磁旋转不稳定性（MRI）的增长。我们进行了局部线性分析的轴对称和非轴对称MRI包括中微子输运和欧姆耗散的影响。我们发现，MRI可以增长，即使在多扩散的情况下，实现在中微子加载PNS。当环形磁分量占主导地位的极向一个，非轴对称MRI模式的增长速度比轴对称模式。这些结果表明非轴对称MRI在PNS中的重要性。因此，了解磁共振成像的三维非线性演化是揭示核心坍缩超新星爆炸机制的必要条件。
2006-10-02 astro-ph
Magnetorotational supernovae with jets
本文给出了在核塌缩超新星爆炸中伴随喷流形成的磁旋超新星的二维模拟结果。模拟中使用的初始磁场具有类偶极对称性。与模拟的MR超新星与初始四极类磁场，其中的物质主要是在赤道面附近喷出，在偶极类初始磁场的存在下，超新星爆炸的发展，优选地沿着旋转轴，并导致形成的原喷流。我们预计，原喷流通过恒星包络的传播将伴随着它的准直。磁旋转不稳定性（MRI）被发现在模拟中，类似于较早考虑的情况下的四极初始磁场。我们的估计表明，磁场重联的特征时间远大于MRI的发展时间。类偶极场的超新星爆炸能量约为$0.61\cdot 10^{51}$ erg，爆炸过程中约有$0.13M_\odot$的质量被喷射出来。
2006-04-24 astro-ph
Magnetorotational collapse of massive stellar cores to neutron stars: Simulations in full general relativity
我们研究了磁化、旋转的大质量恒星核坍缩成原中子星过程中的磁流体动力学（MHD）效应。我们在完全广义相对论中用混合状态方程进行轴对称数值模拟。PNS的形成和早期演化之后是2500 x 2500区域的网格，这提供了比以前（牛顿）研究更好的分辨率。我们证实，显着的差分旋转结果，即使当旋转的祖先最初是均匀的。因此，磁场被磁绕组和磁旋转不稳定性（MRI）放大。即使在PNS形成时磁能E_EM远小于旋转动能T_rot，通过磁绕组，比值E_EM/T_rot也增加到0.1-0.2。在PNS形成之后，MHD流出导致系统的静止质量、能量和角动量的损失。最早的流出主要是由磁绕组引起的磁应力增加而产生的。MRI放大了极向场并增加了磁应力，导致进一步的角动量传输并有助于驱动外流。当磁场饱和后，在旋转轴附近形成一个近似稳定的平行磁场，并沿磁力线发展出Blandford-Payne型外流。这些流出以由\dot{J} \sim ηE_EM C_B给出的速率从PNS去除角动量，其中η是0.1阶常数，C_B是极向场与环向场强度的典型比率。结果，对于强磁化的PNS，旋转周期迅速增加，直到差旋转的程度减小。我们的模拟表明，快速旋转，磁化的PNS可能不会引起快速旋转的中子星。
2006-10-27 astro-ph gr-qc
Three routes to jet collimation by the Balbus-Hawley magnetorotational instability
最近，三种完全不同的工作路线得出了这样的结论，即磁旋转不稳定性（MRI）可能会产生一种使射流准直的环向应力。一个论点是基于这样的考虑，即磁流体动力学湍流，一般来说，特别是由MRI驱动的湍流，更接近粘弹性而不是粘性。另一个论点是基于分散关系的MRI在1D模拟核心崩溃的背景下。然而，第三个论点在于直接数值磁流体动力学模拟的结果，巨星系和厚吸积流。我详细阐述了我以前的工作，关于上述第一个论点，我简要地讨论了这三组结果是如何相互关联的。我还讨论了不同的角色所发挥的磁张力和磁压力的范围内这项工作。我指出，这导致考虑环向应力和径向应力之间的法向应力差，而不是只关注环向应力本身。此外，我认为，厚吸积流的模拟，并不自洽，如果它们包括一个MRI引起的粘性应力的现象学模型，但忽略这些其他MRI引起的应力分量。我简要地评论了RHESSI对伽马射线暴GRB 0212206的偏振观测。我认为这种极化与纠缠场是一致的，并且不需要大规模有组织的场。最后，我建议，磁场在创造喷流的作用，如这里所描述的，不应该被理解为在喷流的磁离心模型的范围内工作，而是作为它们的替代。
2005-06-09 astro-ph
Towards Population III: The Collapse and Fragmentation of Primordial Gas
我们简要回顾了研究第一个“第三族”恒星形成的动机，并介绍了我们在这一领域的数值模拟的最新结果。我们将讨论由于我们和其他人在本次会议上提出的模拟而提出的新问题。
2001-03-22 astro-ph
Gravitational Collapse and Neutrino Emission of Population III Massive Stars
Pop III恒星是宇宙中最早的恒星。它们不含金属，其形成和演化可能与后代恒星不同。事实上，根据恒星形成理论，Pop III型恒星可能有质量非常大的组成部分（$\sim 100 - 10000M_\odot$）。在本文中，我们计算了这些Pop III大质量恒星的球对称引力坍缩。我们解决广义相对论流体力学和中微子转移方程同时，处理中微子反应的细节。与超大质量恒星（$\gtrsim 10^5 M_\odot$）不同，本文所关注的恒星对中微子变得不透明。直到形成一个明显的地平线后，崩溃被模拟。我们证实了中微子转移在引力坍缩动力学中起着至关重要的作用，并发现$β$平衡导致了一个有点陌生的电子分数的演变。与天真的期望相反，中微子谱并没有因为质量更大的恒星而变得更难。这主要是因为随着恒星质量的增加，中微子冷却的效率更高，外核的质量也更大。在这里，外核是铁芯的外部部分，以超音速下落。我们还评估了来自Pop III大质量恒星的遗迹中微子通量。正如预期的那样，这些中微子的探测对于目前运行的探测器来说是困难的。然而，如果观测到，光谱将使我们能够获得Pop III恒星形成历史的信息。我们调查了18个模型，涵盖了$300 - 10^4 M_\odot$的质量范围，使这项研究的最详细的数值探索的球形引力坍缩的Pop III大质量恒星。这也将成为多层面调查的重要基础。
2005-09-29 astro-ph
Magnetized Hypermassive Neutron Star Collapse: a candidate central engine for short-hard GRBs
超大质量中子星（HMNSs）是由快速的差速旋转支撑的平衡构型，可能是双中子星合并的瞬态残留物。虽然HMNS是动态稳定的，但诸如粘性或磁场的长期效应倾向于使HMNS均匀旋转，从而导致坍缩。我们模拟的演变磁化HMNS轴对称使用代码，解决了爱因斯坦-麦克斯韦-MHD方程组。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都有助于最终崩溃的HMNS旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场。这样的热环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭可以为短硬伽马射线暴提供动力。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
The Biermann Battery in Cosmological MHD Simulations of Population III Star Formation
我们报告的第一个自洽的三维自适应网格细化磁流体动力学模拟的人口III恒星形成，包括比尔曼电池效应的结果。我们发现，人口III恒星形成包括这种效果是定性和定量相似的流体动力学（非MHD）宇宙学模拟。我们在恒星形成晕的中心观测到了峰值磁场，峰值为10^-9 G，z约为17.55。由比尔曼电池效应产生的磁场主要是在原始晕演化的早期以低密度和大空间尺度形成的，然后通过压缩和剪切流而增长。在这个计算中看到的场从来没有大到足以成为动力学上重要的场（在任何时候都是β>= 10^{15}），应该被认为是星族III恒星形成过程中存在的最小可能场，并且可能是恒星发电机或磁旋转不稳定性在更高密度和更小空间尺度下的种子场。
2008-07-18 astro-ph
Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity
超大质量中子星（HMNSs）--由快速差速旋转支撑的平衡构型--可能是双中子星合并的瞬态残留物。使用新开发的代码在动态时空的磁流体动力学模拟，我们能够跟踪的磁化HMNS在充分的广义相对论的演变。我们发现由于磁制动和磁旋转不稳定性引起的长期角动量输运导致HMNS坍缩成旋转黑洞，并伴随着引力波爆发。初生黑洞被一个正在准静态吸积的炽热大质量环面和一个准直磁场所包围。这种情况表明，HMNS坍缩可能是短伽马射线暴的中心引擎。
2005-12-09 astro-ph gr-qc
Core-Collapse Very Massive Stars: Evolution, Explosion, and Nucleosynthesis of Population III 500 -- 1000 $M_{\odot}$ Stars
我们计算了星族III中具有500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$的超大质量恒星的演化、坍缩、爆炸和核合成。超新星前的演化是在球对称中计算的。在双极射流模型的基础上，用二维程序计算了坍塌和爆炸。我们比较了核合成的结果与星系团内物质、M82中的热气体和星系晕中的极贫金属恒星的丰度模式。发现500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型都进入了对不稳定区域，但继续经历核心坍缩。在前超新星阶段，硅燃烧区占据了很大一部分，超过总质量的20%。对于中度非球面爆炸，核合成的图案相匹配的观测数据的集群内介质和M82。我们的研究结果表明，第三星族核心坍缩的超大质量恒星的爆炸对星系团中气体的化学演化有重要贡献。对于星系晕星，我们的[O/Fe]比小于观测丰度。然而，我们提出的设想自然与这一结果相一致。对于$500M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型，最终黑洞质量分别为$\sim 230M_{\odot}$和$\sim 500M_{\odot}$。这一结果可能支持这样一种观点，即星族III的超大质量恒星是最近报道发现的中等质量黑洞的起源。
2006-05-09 astro-ph
nu-Process Nucleosynthesis in Population III Core-Collapse Supernovae
我们调查的中微子核相互作用（核过程）的铁峰元素的生产在第三人口的核心坍缩超新星的影响。核过程和随后的质子、中子俘获反应在完全和不完全硅燃烧区产生奇Z铁峰元素。这一反应序列增强了超新星喷出物中Sc、Mn和Co的丰度。15颗和25颗M_sol星的超新星爆炸模型很好地再现了贫金属晕星的平均Mn/Fe比值。为了重现观测到的Mn/Fe比，超新星中的中微子总能量应该是3 ~ 9 × 10^{53}尔格。更强的中微子照射和其他生产网站是必要的复制所观察到的Sc/Fe和Co/Fe的比例，虽然这些比例增加的核过程。
2007-10-01 astro-ph
Origin of neutron star magnetic fields
中子星磁场的可能起源包括来自主序祖星的遗传和祖星进化某个阶段的发电机作用。遗传不足以解释磁星的磁场。能量方面的考虑指出，在核心坍缩过程的最后阶段，差异旋转是最有可能产生磁场的来源，至少对磁星来说是这样。一个指数增长的失控阶段需要在核心坍缩的相关阶段实现足够的场放大;它可能由某种形式的磁旋转不稳定性提供。一旦在地核坍缩中形成，磁场就有因磁不稳定性而再次衰减的危险。本文讨论了新形成的中子星中磁场的演化，着重讨论了作为这种演化的最终产物的稳定平衡位形的存在，以及磁螺旋度在它们存在中的作用。
2008-04-28 astro-ph
Impact of Rotation on Neutrino Emission and Relic Neutrino Background from Population III Stars
通过对PopIII星核的二维旋转坍缩模拟，研究了旋转对PopIII星中微子辐射的影响.我们的结果表明，旋转增强中微子的亮度和发射中微子的平均能量。这是因为热化的内核是Pop III星的主要中微子源，由于旋转变平，可以扩大到足以将内核扩展到中微子层之外。这与球形坍缩的情况形成鲜明对比，在球形坍缩中，内核在黑洞形成之前收缩到中微子球内部更深的地方，这阻碍了有效的中微子发射。在转动核塌缩的情况下，发射的中微子能量在极附近比赤道面附近大。这些因素使得中微子的出射光谱比球形坍缩的情况更宽、更难。通过计算整体中微子信号所产生的个人旋转波普III星的合奏，我们发现，遗迹中微子的振幅，取决于他们的恒星形成率，可以占主导地位的贡献，从普通的核心坍缩超新星低于几兆电子伏。探测到这种信号可能是探测早期宇宙中恒星形成历史的重要工具。
2008-06-06 astro-ph
Envelope Expansion with Core Collapse. III. Similarity Isothermal Shocks in a Magnetofluid
我们探索包络膨胀与核心崩溃（EECC）与等温MHD冲击在准球对称的MHD解决方案和轮廓潜在的天体物理应用，这种磁化冲击流。根据近核区的下游特性，将MHD激波解分为三类。I类解的特征是在MHD激波下游向核心自由落体坍塌，而II类解的特征是在MHD激波下游靠近核心的Larson-Penston（LP）型。III类解决方案是新颖的，共享I类和II类解决方案的两个特征，并且存在足够强的磁场作为先决条件。在这些等温MHD激波相似解的范围内，可能发生各种MHD过程，如亚磁声振荡、自由落体堆芯坍塌、径向收缩和膨胀。我们也可以构建家庭的孪生MHD冲击的解决方案，以及一个“等温MHD冲击”分离两个磁流体区域的两个不同的，但恒定的温度。这种MHD激波解的多功能特性可以用来模拟广泛的天体物理问题，包括磁化分子云中的恒星形成，渐近巨星分支阶段与具有热中心磁化白矮星的原行星状星云阶段之间的MHD联系，超新星遗迹中的相对论MHD脉冲星风，软伽马射线中继器的无线电余辉等等。
2006-04-12 astro-ph
Magnetized hypermassive neutron star collapse: a central engine for short gamma-ray bursts
超大质量中子星（HMNS）是一个可能的过渡形成后，合并的中子星联星。在最新的完全广义相对论的磁流体动力学模拟中，我们发现磁化的HMNS由于通过磁制动和磁旋转不稳定性的角动量输运而经历了“延迟”坍缩到旋转的黑洞（BH）.其结果是一个黑洞被一个巨大的、热的、带有准直磁场的环面所包围。环面以准稳定的吸积速率~10太阳质量/s吸积到BH上，环面的寿命~10 ms。环面的温度为\sim 10^{12} K，导致大量的中微子-反中微子热辐射。因此，HMNS的坍缩是产生短持续时间伽马射线暴以及伴随的引力波和中微子暴的一个有希望的方案。
2005-11-04 astro-ph gr-qc
Statistics of N-Body Simulations. III. Unequal Masses
我们描述了大量的$N$体模拟结果，每个包含从$250$到$1000$恒星。恒星质量的分布是一个幂律，系统是孤立的。虽然崩溃的核心表现出预期的不同质量的隔离，我们发现，崩溃后的演变，在第一近似，同源。这是相当令人惊讶的，因为没有理由认为质量分离不应该继续对星系团的演化产生实质性的影响。事实上，除了系统的整体膨胀之外，平均恒星质量的空间分布在整个坍缩后的区域几乎是静态的，这有助于解释为什么坍缩后的演化几乎是自相似的。自相似性也表现在各向异性的分布和轮廓偏离均分，这表明在崩溃后阶段的变化不大。核内偏离能量均分和各向同性的情况较小，并随半径增大而增大。在坍缩后的演化过程中，大质量恒星（主要）通过双星活动从系统中移除。由于标准的两体弛豫过程，这种效应主导了低质量恒星的优先逃逸。
1995-06-30 astro-ph
On the Mass of Population III Stars
执行一维流体动力学计算加上非平衡过程的H2形成，我们追求的热量和动力学演化的原始云，并试图作出估计的人口III星的质量。结果表明，由于H_2的冷却，对流云几乎不依赖于初始条件，继续近似等温地坍缩，直到相对于H_2线，云变得光学厚。在崩溃过程中，云结构分为两部分，即，一个致密的纺锤体和一个弥散的包膜。心轴准静态地收缩，因此心轴的线质量保持仅由温度（$\sim 800$ K）确定的特征值。应用线性理论，我们发现，主轴是不稳定的崩溃过程中的碎片。随着坍缩的进行，增长最快的微扰的波长变小。因此，可能出现连续的碎裂。当中心密度超过$n_c \sim 10^{10-11} cm^{-3}$时，由于云对H_2线变得不透明，坍缩明显减速，连续的碎裂可能停止。第一颗恒星的质量通常是$\sim 3 M_\odot$，它可能会通过吸积扩散包层而增长到$\sim 16 M_\odot$。因此，第一代恒星预计是大质量的，但不是超大质量的。
1998-12-21 astro-ph
Viscosity and Rotation in Core-Collapse Supernovae
我们构建模型的核心坍缩超新星在一个空间维度，包括旋转，角动量输运，粘性耗散采用阿尔法处方。我们比较了一个基准11 Msun非旋转祖先的演化和它的演化，包括一个广泛的强加的初始旋转轮廓（1.25<P_0<8 s，其中P_0是铁核的初始，近似固体，旋转周期）。P_0的这个范围覆盖了参数空间的区域，从旋转开始改变动力学（P_0~8 s）到坍缩时的角速度接近开普勒（P_0~1 s）。假设严格的角动量守恒，在这个范围内的所有模型都留下了自旋周期<10 ms的中子星，比大多数射电中子星的自旋周期短，但与理论上预期的磁星出生时的自旋周期相似。坍缩的引力结合能的一小部分存储在微分转动的自由能中。这种能量来源可能是由粘性过程开发的，提供了一种能量沉积的机制，这种机制与失速超新星激波的质量吸积率没有强烈的耦合。这种效应在超新星模型中产生了质的新动力学。我们探讨了几个潜在的机制，在核心坍缩环境中的粘度：中微子粘度，湍流粘度所造成的磁旋转不稳定性（MRI），和湍流粘度的熵和成分梯度驱动的对流。我们认为MRI是最有效的。我们发现，对于P_0<~ 5s范围内的旋转周期和一定范围的粘性应力，反弹后的动力学受到这种额外能量沉积机制的显著影响;在几种情况下，我们得到了强烈的超新星爆炸。
2004-11-04 astro-ph
The Formation of Population III Binaries
我们探讨的可能性形成的人口III的二进制文件。采用三维高分辨率嵌套网格模拟了旋转圆柱体的坍缩过程，并假设了原始气体的热历史。模拟是用无量纲单位进行的，结果适用于低质量以及大规模系统，通过与初始密度的缩放。我们发现，如果初始角动量小到$β\approx 0.1$，其中$β$是离心力与压力的比值，那么失控的崩溃的云停止，形成一个旋转支撑的磁盘。在包层吸积之后，盘经历了环的不稳定性，最终分裂成双星。如果初始角动量相对较大，则会产生棒型不稳定性，导致通过快速的角动量转移坍缩成一颗恒星。目前的结果表明，预计很大一部分Pop III恒星将形成于二元系统中，即使它们的质量相当大或较小。简要讨论了星族III双星的宇宙学意义。
2004-10-29 astro-ph
Self-similar Collapse of Rotating Magnetic Molecular Cloud Cores
我们提出了自相似的解决方案，描述旋转，等温，磁性分子云核心的引力坍缩，相关的旋转支持原恒星盘的形成。这项工作的重点是一个质点第一次在中心形成后的演变和推广以前的结果Contopoulos，Ciolek，和Konigl，不包括旋转。我们的模型包括双极扩散和磁制动，并允许我们检查的预期行为和它们对物理参数的依赖范围。对于典型的参数值，入流首先通过双极扩散激波（在半径r_a处，磁通量从物质中分离出来），然后通过r=r_c处的离心激波，r =r_c是质量为M_d的旋转支撑盘的外边缘。当中心质量M_c增长到~1 M_ \sun时（~10^5年），r_a可能大于1000 AU，r_c可能大于100 AU，M_d/M_c可能小于10%。磁盘的属性是一致的T金牛系统的数据，我们的研究结果意味着原恒星盘也可能是开普勒在早期阶段。我们发现，磁盘很可能驱动离心外流输送角动量和质量，我们将这些影响纳入模型。我们验证了引力矩和磁旋转不稳定性引起的湍流通常不发挥重要作用的角动量输运。我们还提出了解决方案的限制情况下的快速旋转（崩溃的结果在一个大规模的磁盘与这样一个大的外半径，它捕获的双极扩散前）和强制动（没有磁盘形成和崩溃类似的非旋转核心在小半径），以及解决方案的理想MHD和MHD模型核心的旋转崩溃。
2002-08-29 astro-ph
The Shapley Supercluster. III. Collapse dynamics and mass of the central concentration
我们提出的球形坍缩模型的超星系团的第一个应用程序。利用Shapley超星系团（SSC）中$\sim 3000$星系的位置和红移定义了速度焦散线，该焦散线限制了中心部分的引力坍缩结构。发现这至少延伸到中心簇A 3558的$8 h^{-1}$ Mpc，包围11个ACO簇。入流速度达到$\sim 2000$ km s $^{-1}$。塌陷区的动力学模型被用来估计其质量分布。基于一个纯球形下落模型的质量上限给出了爱因斯坦-德西特（临界）宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 1.3\times 10^{16}h^{-1}M_\odot$和空宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 8.5\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$。Diaferio & Geller（1997）的模型基于逃逸速度的估算，给出了一个明显较低的值，$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc})\approx 2.1\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$，与用相同方法在后发座星系团周围发现的质量非常相似（Geller et al. 1999），与SSC同一区域内星系团的维里化区域的动力学质量相当或略低。在这两个模型中，这个区域的过密度都很大，但远没有达到解释本星系群相对于宇宙微波背景的特殊运动所需的值。
2000-07-14 astro-ph
Cosmological Perturbation Theory and the Spherical Collapse model - III. The Velocity divergence field and the $Ω$ dependence
宇宙学扰动理论是研究宇宙大尺度结构中密度场和速度场的累积量的有效工具。在本系列的论文I和II中，我们看到球形坍缩（SC）模型提供了树级PT的精确解，并给出了一个很好的近似环校正（紧挨着领先的订单），表明潮汐效应可以忽略不计。在这里，我们推导出的（平滑）累积量的速度发散场$θ\equiv \nabla\cdot\vv$的SC模型中的无旋流体的预测。通过与Scoccimarro & Frieman（1996）的精确分析结果的比较，表明至少在非光滑情况下，对$θ$累积量的环圈改正主要受潮汐效应的影响。然而，当计算分层比率$T_J = {<θ^J> / <θ^2>^{J-1}}$时，大部分潮汐贡献似乎被抵消。我们还扩展了论文I和II中提出的工作，给出了非平坦空间中密度和速度散度场的累积量的预测。特别是，我们显示的球对称解决方案之间的等价性SC模型中的运动方程（给出的密度）和拉格朗日PT方法（位移场）。结果表明，$Ω$的依赖性是非常弱的两个宇宙场，即使在一个循环（最多10%的效果），除了耦合到速度发散的整体因素$f(Ω)$。
1998-09-28 astro-ph
Monte Carlo Simulations of Globular Cluster Evolution. III. Primordial Binary Interactions
我们研究了球状星团的动力学演化，使用我们的二维Monte Carlo代码包括原始的二元相互作用的等质量的恒星。我们使用近似的解析截面的能量产生的二元二元和二元单相互作用。在最初的几个弛豫时间内，核心经过短暂的轻微收缩或膨胀后，所有的星系团都进入了一个更长的稳定的“二元燃烧”阶段，持续数十个弛豫时间。在这个阶段，我们的模型的结构参数相匹配，以及大多数观察到的球状星团。在这一阶段结束时，幸存下来的潮汐破坏集群经历深核心崩溃，其次是重力热振荡。我们的研究结果清楚地表明，即使是一小部分的二进制文件在集群中的存在是足以支持对崩溃的核心显着超过正常的核心崩溃时间预测没有二进制文件的存在。对于潮汐截断系统，崩溃很容易延迟到足以使集群将经历完整的潮汐瓦解之前，核心崩溃。作为实现使用动力学三体和四体积分精确计算所有相互作用的最终目标的第一步，我们在代码中加入了对二元-单元相互作用的精确处理。我们表明，使用分析截面的结果是在良好的协议与使用精确的三体积分，即使是小的二元分数，二元单相互作用是最重要的精力。
2003-05-09 astro-ph
Photodissociation feedback of Population III stars \\on their neighbor prestellar cores
我们调查的恒星形成过程中的原始环境中的辐射反馈的存在下，其他第III族恒星形成较早。在本文中，我们将注意力集中在光离解辐射的影响，以充分了解辐射反馈效应。我们对这个问题进行了三维辐射流体动力学模拟以及分析估计，特别注意恒星形成云的自屏蔽效应和动力学。因此，我们发现源星的点火时间是至关重要的。如果点火晚于坍缩云中心密度超过$\sim 10^3-10^4{\rm cm^{-3}}$的时期，那么坍缩就不能恢复，即使源星位于$\la$ 100 pc。临界密度的不确定性来自于坍缩云初始条件的变化。给出了在给定中心密度、温度和辐射云的莱曼-沃纳（LW）带通量的条件下，云发生坍缩的解析判据。虽然我们关注的是来自邻近恒星的辐射，但这一结果也可以应用于漫LW辐射场的影响，这是预期在宇宙再电离之前建立的。我们发现，自引力云可以很容易地从扩散LW辐射的自屏蔽，并继续其密度大于$\sim 10^3 {\rm cm^{-3}}$的崩溃。
2007-01-08 astro-ph
Numerical Simulations of Equatorially-Asymmetric Magnetized Supernovae: Formation of Magnetars and Their Kicks
对磁旋转核塌缩超新星进行了一系列数值模拟。假设最初的强磁场与快速的差分旋转偏北的偶极状配置。我们的研究目的是探讨偏移磁场对磁星反冲和超新星动力学的影响。请注意，我们研究的是一个区域，其中坍缩后形成的原中子星具有接近“磁星”的大磁场强度，“磁星”是一种高度磁化的缓慢旋转的中子星。因此，赤道非对称爆炸发生的双极射流的形成。由此产生的磁星反冲速度为$\sim 300-1000$ km s $^{-1}$。我们发现，加速主要是由于磁压的作用，而稍弱的磁张力则相反，这是由于北半球较强的磁场造成的。注意到磁星自行的观测是非常稀缺的，我们的结果提供了一个预测未来的观测。也就是说，磁星可能像普通的中子星一样，具有几百公里/秒的大反冲速度$^{-1}$，在极端情况下，它们的反冲速度可以达到1000公里/秒的$^{-1}$。
2007-09-12 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, II: Effects of a photodissociating background
我们研究了在分子氢离解紫外背景下原始恒星形成的各个方面。我们比较了一组AMR流体动力学宇宙学模拟使用一个单一的宇宙学实现，但在莱曼-沃纳带的紫外线背景强度的范围。这使我们能够研究莱曼-维尔纳辐射对抑制低密度下H2冷却的影响，以及在自洽宇宙学框架中坍缩核心的高密度演化。我们发现，光离解背景的增加导致在模拟中最大质量的晕中心的高密度气体的坍缩延迟，因此，在重子坍缩开始时，这个晕的维里质量增加。我们发现，与以前的结果相反，人口III恒星的形成是不抑制J $_{21} \geq 0.1$，但即使发生与背景高达J $_{21} = 1$。我们发现，尽管由于在$T=2-5 \times 10^3$ K下H2冷却速率的提高，降低了核心分子氢分数，但H2冷却导致坍缩。我们观察到的光离解背景的强度和吸积到不断发展的原恒星云核的速率之间的关系，与更高的LW背景通量导致更高的吸积率。最后，我们发现，在我们的模拟塌缩晕核心不碎片密度低于$n \sim 10^{10}$厘米$^{-3}$无论强度的LW背景，这表明第三族恒星形成的晕与T $_{vir} \sim 10^4$ K可能仍然形成隔离。
2007-09-28 astro-ph
On the Initial Mass Function of Population III Stars
利用一维和二维流体动力学模拟，结合H2生成的非平衡过程，探讨了非定常原始气体云的坍缩和碎裂。模拟结果表明，取决于初始密度，有两种情况下的原始纤维的断裂。如果长丝具有相对低的初始密度，则由于较不有效的H2冷却，径向收缩较慢。在中心密度达到$10^{8-9}$ cm $^{-3}$之前，这种细丝倾向于碎裂成致密的团块，在那里，通过三体反应的H2冷却是有效的，并且碎片质量比几十个$M_\odot$更大。相反，如果细丝最初是致密的，则在三体反应的帮助下更有效的H2冷却允许细丝收缩高达$n\sim 10^{12}$ cm $^{-3}$。在密度达到$n\sim 10^{12}$ cm $^{-3}$后，细丝变得光学粗到H2线，随后径向收缩几乎停止。在这个最后的流体静力学阶段，由于细丝的高密度，碎片质量降低到$\approx 1M_\odot$。碎片质量对初始密度的依赖关系可以转化为对随机高斯密度场的局部振幅或母云坍缩时期的依赖关系。因此，它被预测，第三星族恒星的初始质量函数可能是双峰的峰值$\approx 10^2 M_\odot$和$\approx 1M_\odot$，其中的相对高度可能是一个崩溃时期的函数。
2000-10-23 astro-ph
Impact of Cosmic Rays on Population III Star Formation
我们探讨了可能的宇宙射线（CR）背景产生的第一次超新星爆炸，结束了大规模的第三星族恒星的短暂生命的影响。我们发现，如果CR通量足以在微晕中心附近产生大于10^-19 s^-1的电离率，那么这种CR背景可能会对红移约为z ~ 15 - 20的微晕中的原始气体云的冷却和坍缩产生显著影响。能量小于约10^7 eV的CR的存在将间接增强这些区域的分子冷却，我们估计这些微晕中由此产生的较低温度将产生低至约10 M太阳的特征恒星质量。在z ~ 10 - 15附近宇宙结构形成的后期阶段，CRs对更大质量的暗物质晕（维里质量大于约10^8 M_sun）内部的原始气体云的冷却和坍缩的影响不太明显。在这些云中，即使没有CR通量，分子丰度已经足够允许冷却到由宇宙微波背景温度设定的下限。
2007-07-23 astro-ph
Nucleosynthesis in early supernova winds III: No significant contribution from neutron-rich pockets
最近使用先进的中微子输运对II型超新星进行的核合成计算确定，早期的中微子风富含质子。然而，同时喷出的一小部分是由富含中子的口袋组成的。在本文中，我们计算的核合成的贡献，从中子丰富的口袋中的热对流气泡的核心坍缩超新星，并表明，他们没有显着的总核合成。
2007-12-18 astro-ph
Diffuse Cosmic Neutrino Background from Population III Stars
我们研究预期的扩散宇宙中微子流量产生的人口III（PopIII）的恒星在其核燃烧阶段，以及从他们的最后阶段的演变（核心崩溃）。假设所有重子中有一部分f_III=10^（-3）形成PopIII星，我们的通量估计与宇宙中普通恒星和普通核心坍缩超新星产生的弥散中微子通量相当，即1-10 cm^（-2）s^（-1）量级。然而，由于大的宇宙红移，典型的能量在MeV和亚MeV范围内，太阳和地球物理中微子通量要大得多。用目前已知的实验技术直接探测弥漫的宇宙流是不可能的。
2004-11-18 astro-ph hep-ph
Collapsars in Three Dimensions
我们提出的直接崩溃到一个旋转的，60太阳质量，零金属，人口III星的黑洞的三维模拟结果。由于这颗恒星的结构（角动量、密度和温度分布）与许多半人马座伽马射线暴的祖先相似，这些计算的意义超出了第三星族恒星的命运。这些模拟提供了第一个三维的外观在一个现实的Bracksar祖，结果是非常不同的，从任何以前的二维计算。如果先驱体的角动量很高，坍缩核心的非轴对称不稳定性会导致螺旋结构的形成，这些结构会形成后来的外流。这些外流是由粘性加热和低效的中微子冷却之间的不平衡驱动的，最终发展成1e52 erg爆炸。如果没有磁场，这种坍缩不会产生相对论性喷流，但爆炸确实是一颗超新星。最后，我们讨论了这种计算的影响爆炸，核合成，中微子流量和引力波发射的大质量恒星的崩溃。
2006-08-01 astro-ph
Collapse and black hole formation in magnetized, differentially rotating neutron stars
在动态的，强烈弯曲的时空中模拟磁流体动力学（MHD）流的能力显着扩展了数值相对论在解决理论天体物理学前沿的许多问题方面的范围。我们已经开发并测试了耦合Einstein-Maxwell-MHD方程的演化代码，该代码将BSSN求解器与高分辨率激波捕获方案相结合。作为一个应用，我们进化磁化，差分旋转中子星的影响下，一个小的种子磁场。特别重要的是超大质量中子星（HMNS）的行为，它的静止质量大于给定状态方程的均匀旋转所允许的质量极限。双中子星合并的残余物很可能是HMNS。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性导致HMNS的崩溃和形成的旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场线。这种环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭（可能与磁流体动力学效应的能量提取相一致）可以提供足够的能量来驱动短硬伽马射线暴。为了探索结果的范围，我们还发展差异旋转中子星与较低的质量和角动量比HMNS模型。非超大质量模型形成了几乎均匀旋转的中心物体，而不是坍缩，在具有显著角动量的情况下，这些中心物体被大质量环面包围。
2006-10-20 astro-ph gr-qc
Axisymmetric general relativistic hydrodynamics: Long-term evolution of neutron stars and stellar collapse to neutron stars and black holes
我们报告了一个新的实现轴对称模拟在全广义相对论。在这种实现中，爱因斯坦方程求解使用Nakamura-Shibata制定与所谓的卡通方法施加轴对称边界条件，和广义相对论流体动力学方程求解使用高分辨率激波捕获计划的基础上近似黎曼求解器。作为测试，我们进行了以下模拟：（i）非旋转和快速旋转的中子星的长期演化，（ii）伴随激波形成的高振幅阻尼振荡的中子星的长期演化，（iii）不稳定的中子星坍缩成黑洞，和（iv）恒星坍缩成中子星。试验（i）-（iii）是用$Γ$定律状态方程进行的，试验（iv）是用更实际的高密度物质参数状态方程进行的。我们发现，这种新的实现工作得很好：它可以执行模拟稳定的中子星超过10个动力学时间尺度，捕捉强烈的冲击形成的恒星核心崩溃，并准确地计算质量的黑洞后形成的崩溃和随后的吸积。总之，这种实现是强大的，足以适用于天体物理问题，如恒星核心坍缩的大质量恒星的中子星和黑洞，相变的中子星的高密度恒星，吸积诱导坍缩的中子星的黑洞。最后给出了从实际初始条件出发，首次模拟恒星核坍缩为中子星的结果。
2003-01-24 astro-ph gr-qc
Compact Binary Mergers and Accretion-Induced Collapse: Event Rates
本文简要回顾了双星系统作为LIGO和LISA引力波发射源的问题。特别是我审查目前的估计相关的银河系事件率和预期的检测率的影响。我讨论的估计（一）合并的密切双星包含中子星或黑洞，（二）白矮星通过吸积诱导坍缩成中子星，（三）分离，但密切的双星包含两个白矮星。估计的相关不确定性和鲁棒性以及获得保守上限的方法都得到了解决。
1999-11-30 astro-ph gr-qc
